Что такое поле зрения в астрономии

Поле зрения окуляров

Примерный вид Луны через телескоп с увеличением 40х и окуляром с полем зрения 40 градусов.

Есть несколько видов поля зрения.

1)поле зрения окуляра — это угловой размер изображения, видимого через окуляр (угловой размер диафрагмы).
Поле зрения обычно декларируется производителем, однако в некоторых случаях цифры могут расходиться с реальным значением. Поле зрения различных окуляров может варьироваться от 38 до 120 градусов. Наиболее распространенные окуляры — окуляры системы Плёссла — обладают полем зрения около 50 градусов. Тем не менее, не всегда заявленное поле зрения может соответствовать реальному.

2)истинное поле зрения — угловой размер участка неба, видимого через окуляр, использованный с каким-либо телескопом и при соответствующем увеличении.
Чтобы его рассчитать истинное поле зрения телескопа, необходимо поле зрения окуляра разделить на увеличение.
Например, поле зрения окуляра — 40 градусов, увеличение телескопа с этим окуляром — 40 крат. Получаем истинное поле зрения 40\40=1 градус (2 угловых диаметра Луны).

Также можно заметить, что у окуляров с переменным фокусным расстоянием (zoom-окуляры) также меняется поле зрения. Как правило, на максимальном фокусном расстоянии поле зрения минимально (около 40 градусов), а на минимальном фокусном расстоянии оно максимально (50-66 градусов). При изменении фокусного расстояния окуляра можно увидеть, как меняется поле зрения самого окуляра.

Формулы для расчёта телескопа

Основные формулы, показывающие на что примерно способен телескоп.
Не забывайте только, что это теория, на деле всё сильно зависит от качества изделия, правильности настройки и состояния атмосферы.

Кратность или увеличение телескопа (Г)

Г=F/f, где F — фокусное расстояние объектива, f — фокусное расстояние окуляра.
F вы изменить чаще всего не можете, но имея окуляры с разным f, вы сможете менять кратность или увеличение телескопа Г.

Максимальное увеличение (Г max)

Максимальное увеличение телескопа ограничено диаметром объектива. Принято считать, что Г max=2*D, но из-за поправок на искажения, точности изготовления и настройки, лучше немного занизить эту величину:
Г max=1,5*D, где D — фокусное расстояние объектива.
А если труба окажется способна на большее — пусть это лучше сюрпризом будет, чем наоборот. Используя линзу Барлоу, можно поднять максимальное увеличение телескопа в разы, но в итоге вы получите всего-лишь размытое пятно больших размеров и никаких дополнительных деталей.
Есть, правда, другой подход: немного более крупные размеры часто позволяют лучше расмотреть тот же объект, несмотря на то, что деталей на нём не прибавится. Наверное поэтому и советуют обычную формулу: Г max=2*D. То есть, это зависит от объекта и вашего вкуса.

Светосила телескопа определяется в виде отношения D:F. Если не особо заморачиваться, то чем меньше это отношение, тем лучше телескоп подходит для наблюдения галактик и туманностей (например 1:5). А более длиннофокусный телескоп с соотношением вроде 1:12 лучше подходит для наблюдения Луны.

Разрешающая способность (b)

Разрешающая способность телескопа — наименьший угол между такими двумя близкими звездами, когда они уже видны как две, а не сливаются зрительно в одну. Проще говоря, под разрешающей способностью можно понимать «чёткость» изображения (да простят меня профессионалы-оптики. ).
b=138/D, где D — апертура объектива. Измеряется в секундах (точнее в секундах дуги).
Из-за атмосферы эта величина нечасто бывает меньше 1″ (1 секунды). Например, на Луне 1″ соответствует кратеру диаметром около 2 км.
Для длиннофокусных объективов, со значением светосилы 1:12 и более длинных, формула немного другая: b=116/D (по Данлопу).

Из сказанного выше видно, что в обычных условиях минимальная разрешающая способность в 1″ достигается при апертуре 150мм у рефлекторов и около 125мм у планетников-рефракторов. Более апертуристые телескопы дают более чёткое изображение только в теории, ну или высоко в горах, где чистая атмосфера, либо в те редкие дни, когда «с погодой везёт».
Однако, не забывайте, что чем больше телескоп, тем ярче изображение, тем виднее более тусклые детали и объекты. Поэтому, с точки зрения обычного наблюдателя, изображение у больших телескопов всё равно оказывается лучше, чем у маленьких.
Вдобавок, в короткие промежутки времени атмосфера над вами может успокоиться настолько, что большой телескоп покажет картинку более чёткую, чем при том самом пределе в 1″, а вот маленький телескоп упрётся в это ограничение и будет очень обидно.
Так что, нет особого смысла ограничиваться 150-ю миллиметрами 😉

Предельная звёздная величина (m)

Предельная звёздная величина, которая видна в телескоп, в зависимости от апертуры:
m=2.1+5*lg(D), где D – диаметр телескопа в мм., lg — логарифм.
Если возьмётесь расчитывать, то увидите, что предельная звёздная величина, доступная нашему глазу через самый большой «магазинный» телескоп с апертурой 300мм — около 14,5 m . Более слабые объекты ищутся через фотографирование и последующую компьютерную обработку кадров.

Приведу для справки таблицу соответствия апертуры телескопа D и предельной звёздной величины:

На деле значения будут немного отличаться из-за разницы световых потерь в разных конструкция телескопов.
При одинаковой апертуре D, выше всего предельная звёздная величина в линзовых телекопах-рефракторах.
В зеркальных рефлекторах потери выше — очень грубо можно отнять 10-15%.
В катадиопртиках потери самые большие, соответственно и предельная звёздная величина самая маленькая.
Также велики потери в биноклях из-за наличия нескольких преломляющих призм — их я имел ввиду, дав диаметры 32 и 50 мм. То есть, в биноклях предельная звёздная величина будет гораздо меньше табличной. На сколько — зависит от качества марки бинокля, в частности от качества просветляющего покрытия всех поверхностей — это нельзя предсказать для всех моделей.
Сложные и дорогие окуляры тоже задерживают свет за счёт большего количества линз — неизбежная плата за качество изображения (хотя, их качественные просветляющие покрытия частично снижают этот недостаток).
То есть, при одинаковой апертуре, в линзовый телескоп-рефрактор с самым простеньким окуляром вы увидите максимум возможного при данном D.
Но, поскольку, рефракторы больших диаметров дороги, то за те же деньги можно взять гораздо более апертуристый рефлектор и увидеть значительно больше.

Выходной зрачок

Выходной зрачок телескопа = D/Г
Хорошо, когда выходной зрачок телескопа равен 6 мм., это значит, что весь свет собираемый объективом попадёт в глаз (6 мм. — примерный диаметр человеческого зрачка в темноте). Если выходной зрачок окажется больше, то часть света потеряется, подобно тому, как если бы мы задиафрагмировали объектив.
На деле удобнее считать «от обратного». Например:
Для моего телескопа с апертурой D=250мм, максимальное увеличение без потери яркости = 250мм/6мм = 41,67 крат. То есть, при увеличении 41,67 выходной зрачок будет равен 6 мм.
Ну, и какой окуляр мне нужен для этого телескопа, чтобы получить это самое «равнозрачковое увеличение»? f=F/Г. Фокусное расстояние F моего Добсона»: 1255мм. Г уже нашли: 41,67 крат. Получается, что мне нужен окуляр f=30,1мм. Ну, примерно такой окуляр и шёл в комплекте.
42 крата — это совсем немного, но достаточно для рассматривания звёздных полей, а вот уже для Андромеды маловато.
(Берём окуляр с фокусом покороче. Ура — получается крупнее(!), но. темнее. И чем больше кратность, тем темнее будет картинка.)
Это был расчёт для довольно апертуристого телескопа, а какая будет кратность для равнозрачковости в рядовые телескопы — посчитайте сами: одни слёзы. Поэтому и говорят, что «апертура рулит» — чем она выше, там картинка ярче при одинаковой кратности (при одинаковой конструкции телескопов).

Поле зрения телескопа

Поле зрения телескопа = поле зрения окуляра / Г
Поле зрения окуляра указано в его паспорте, а увеличение Г телескопа с данным окуляром мы уже знаем как расчитать: Г=F/f.
Чем полезно знание поля зрения телескопа?
Чем больше поле зрения телескопа, тем больший кусок неба виден, но тем мельче объекты.
Зная какое поле (угол) захватит ваш телескоп при заданном увеличении, и зная уговые размеры искомого объекта, можно прикинуть какую часть поля зрения займёт этот объект, то есть прикинуть общий вид того, что вы увидите в окуляре.
Если вы ищете объект не по координатам, а по картам, то полезно сделать из проволоки колечки, которые соответствуют на карте угловым полям зрения ваших окуляров в составе данного телескопа. Тогда гораздо легче ориентироваться: двигая телескоп от звезды к звезде и одновременно перемещая колечко на карте, вы легко можете сверять оба изображения.

Теперь, когда примерно ясна взаимосвязь характеристик телескопа, можно другими глазами посмотреть на то, что можно увидеть в телескопы разных размеров.

Андрей, 24 ноября 2018 г.

Очень интересно и подробно всё описано. Для меня это очень нужная статья, т.к. недавно начал заниматься астрономией. Мой телескоп: Sturman HQ1400150EQ. Спасибо вам большое!

Виктор, 9 ноября 2018 г.

Ответ:
Пожалуйста 🙂 У вас аппертура 150 мм и экваториальная монтировка — хорошее начало для дипская. Главное чтобы место наблюдения было без сильной засветки. Успехов!
Николай. 

astro-talks

форум для любителей астрономии

• Темы без ответов
• Активные темы
• Поиск
• Наша команда

Важные характеристики телескопов

Важные характеристики телескопов

Сообщение Ernest » 31 авг 2011, 12:04

Что такое увеличение телескопа?

Это то во сколько раз большим представляется изображение объекта в окуляр телескопа по сравнению с его размерами видимыми невооруженным глазом. При этом под размером предмета (или его изображения) подразумевается угловой размер — угол под которым мы его видим. Это угол с вершиной на зрачке глаза и сторонами проходящими через противоположные края предмета (изображения). Например, Луна невооруженному глазу обычно видна под углом 30 угловых минут, а в телескоп со 100-кратным увеличением она будет видна под углом 30*100 = 3000 угловых минут, или 3000/60 = 50 градусов (то есть примерно как суповая тарелка перед вами на обеденном столе). С некоторой натяжкой, можно сказать, что телескоп как бы приближает рассматриваемые в его окуляр предметы во столько раз ближе, каково увеличение телескопа.
В отличие от большинства биноклей и подзорных труб, увеличение телескопа не фиксированная величина, его можно менять в довольно широком (примерно 10-кратном) диапазоне при наличии комплекта окуляров с разными фокусными расстояниями. Наиболее часто используются 3-4 увеличения (соответственно количеству сменных окуляров) в зависимости от наблюдаемых объектов. При использовании зум-окуляров увеличение телескопа может изменяться плавно в 2 или 3-кратном диапазоне. Смена увеличения также достигается при использовании линз Барлоу (экстендеров) и так называемых редукторов.
Увеличение телескопа равно отношению фокусных расстояний телескопа и установленного окуляра (умноженное может быть на кратность линзы Барлоу или редуктора если они используются). Например, при фокусном расстоянии телескопа 1000 мм, а окуляра 20 мм и при использовании 2х линзы Барлоу увеличение телескопа составит 2*1000/20 = 100 крат.

Что такое апертура телескопа?

Апертура в применении к объективу телескопа это сечение (обычно круглой формы), того светового пучка на входе в телескоп, который пройдя всю оптику построит одну точку изображения. В большинстве случаев апертура (апертурная диафрагма) может ассоциироваться с оправой передней линзы или краями главного зеркала телескопа. Главная количественная характеристика круглой апертуры – ее диаметр. Чем диаметр больше, тем дифракционные явления в меньшей степени оказывают влияние на качество изображения и тем выше (в отсутствии других ограничений) предел углового разрешения телескопа – то насколько мелкие детали позволяет рассматривать этот телескоп на астрономических объектах. С другой стороны, чем больше диаметр апертуры (или просто апертура), тем больше площадь сечения входных световых пучков – больше света попадает в глаз наблюдателя и повышается проницание – то насколько тусклые звезды можно еще видеть при помощи телескопа. Так что апертура – наше все! Эта характеристика напрямую и непреодолимо (в отличие от других факторов) обеспечивает главное потребительское качество телескопа – возможность видеть невидимое для невооруженного глаза. Чем больше апертура, тем больше видно и по количеству (проницание), и по качеству (разрешение), но одновременно тем больше зависимость от качества атмосферы, габариты и вес телескопа, его цена.
Апертуру телескопа традиционно измеряют в дюймах, 1 дюйм (обозначают как 1”) примерно равен 25.4 мм.

• Типичными значениями малых апертур являются: 60 мм, 66 мм, 70 мм, 76.2 мм (3”), 80 мм, 90 мм, 100 мм, 101.6 мм (4”). Обычно малые апертуры реализуют в виде всевозможных моделей рефракторов (линзовых телескопов).
• В ряду умеренных апертур: 114.3 мм (4.5”), 127 мм (5”), 150 мм, 152.4 (6”), 180 мм есть телескопы почти всех известных оптических схем, но в большинстве своем это рефракторы, Ньютоны, Шмидты-Кассегрены, Максутовы-Кассегрены.
• Ряд средних апертур имеет значения: 200 мм, 203.2 (8”), 235 мм (9.25”), 254 мм (10”), 304.8 (12”). Бюджетный сектор телескопов со средними значениями апертур представлен Ньютонами и Добсонами, а более дорогие инструменты в основном Шмидтами-Кассегренами (ШК).
• Ну и далее следуют уже большие апертуры, где почти исключительно доминируют Добсоны: 330.2 мм (13”), 355.6 мм (14”), 406.4 мм (16”), 457.2 (18”), 520.7 (20”)…

см. также статьи из ЧАВО «К вопросу о выборе апертуры телескопа», «Базовые характеристики оптических приборов»

Что такое апертурная лихорадка?

Это естественное следствие из кардинального свойства апертуры ограничивать проницание и разрешение телескопа. Владелец менее апертурного телескопа, войдя во вкус наблюдательной астрономии, хочет сменить его на более апертурный (с большим диаметром линз/зеркала), чтобы иметь возможность увидеть больше. По ряду соображений, имеет смысл переходить на размер апертуры примерно в полтора раза больший, чем предыдущая. В некоторых случаях этот естественный ход событий приобретает клиническую форму, когда смена апертуры на большую происходит задолго до исчерпания возможностей наличного инструмента – просто как погоня за дюймами, не взирая на те трудности, с которыми придется столкнуться используя габаритный и тяжелый инструмент. Что и называют апертурной лихорадкой.

Что важнее увеличение телескопа или его апертура?

Наивный ответ — увеличение, но чуть более продвинутые (см. выше) отвечают — апертура. Но, по большому счету и это неверный ответ. Одна из главных потребительских характеристик телескопа – это все же возможность наблюдать с большим разрешением и проницанием, что обеспечивается возможностью применить большее увеличение, без потери в яркости и качестве изображения. Апертура объектива телескопа только обеспечивает такую возможность, которая может быть ограничена еще и другими факторами. Чем апертура больше, тем большее увеличение можно установить при наблюдениях в телескоп.. ну, если все в порядке с качеством его оптики и при хороших атмосферных условиях.
С другой стороны апертура — постоянное свойство телескопа, а увеличение — переменное. Разнообразие увеличений телескопа обеспечивается набором окуляров с разными фокусными расстояниями, окулярами с переменным фокусным расстоянием (зумы) и/или применением линз Барлоу. Увеличение численно равно частному от деления фокусного расстояния объектива на фокусное расстояние окуляра и может быть умноженное на кратность использованной линзы Барлоу.
см. также статью из ЧАВО «Полезные оптические соотношения»

С каким максимальным увеличением я смогу наблюдать?

Обычно отвечают, что для этого надо умножить диаметр апертуры телескопа, измеренный в миллиметрах, на полтора или 40 апертур выраженных в дюймах. То есть для 10” инструмента (диаметр апертуры 254 мм) максимальное разумное составит около 400 крат.
Но тут надо отметить ряд обстоятельств. Это число не догма – обычно телескоп используется с меньшим увеличением подобранным для наблюдений того или иного класса объектов. Кроме того, при больших остаточных аберрациях объектива телескопа, плохой юстировке, неудачном климате места наблюдений (турбулентная атмосфера), тусклых объектах наблюдений, отсутствии часового ведения телескопа увеличения придется ограничивать меньшим, чем предельное, значением увеличением. При ярких объектах наблюдений, при проведении некоторым технических наблюдений (связанных с юстировкой телескопа или разрешением тонкой дифракционной структуры двойных звезд) неважной остроте зрения наблюдателя и надежном часовым двигателе монтировки, который отрабатывает компенсацию вращения Земли, вполне может оказаться полезным использование и несколько больших значений увеличений. Чем больше увеличение, тем меньше яркость изображения, меньше поле зрения телескопа, заметнее проявления дефектов оптики телескопа. И наоборот чем увеличение меньше, тем больше поле зрения телескопа, больше яркость изображения, оно выглядит более контрастным и резким.
см. также статью из ЧАВО «Какое максимальное увеличение имеет смысл для телескопа?»

Что такое разрешение телескопа?

Разрешением при астрономических наблюдениях называют тот минимальный угол, под которым удается рассмотреть два объекта (например, звезды) наблюдения как отдельные — не сливающиеся в одно световое пятно. К примеру, идеальному объективу с апертурой 140 мм без учета влияния атмосферы вполне под силу разделить (увидеть разделенными темным промежутком) пару равноярких звезд видимых на небе под углом в 1 угловую секунду. При наблюдениях планет и поверхности Луны предел разрешения определяет количество и контраст деталей на диске планет – чем меньше предел разрешения (больше апертура), тем больше деталей и контраст изображения на увеличениях близких к предельному.
Разрешение прежде всего и очень сильно ограничено дифракцией — апертурой телескопа. Зависимость предела дифракционного разрешения от апертуры очень проста и непреодолима: предельный угол в угл. секундах равен 140” делить на диаметр апертуры объектива в мм. То есть чем больше диаметр апертуры объектива телескопа, тем более тесные пары двойных звезд может разрешить идеальный телескоп без учета атмосферы и проч.
Кроме дифракции разрешение страдает от ряда других факторов (более или менее преодолимых):

• несовершенства оптики (аберраций и разъюстировки) объектива и окуляра
• аберрациями и проч. дефектами глаза наблюдателя
• атмосферной турбуленцией — хаотического перемешивания теплых и холодных слоев воздуха как на высотах в несколько километрах (климатические ограничения), так и рядом с телескопом (обычно искусственного происхождения) и даже внутри трубы телескопа (из-за неполного выравнивания температуры телескопа и окружающего воздуха)
• тепловых и весовых деформаций оптических элементов
• недостаточным увеличением
• малым контрастом и/или яркостью объекта

см. также статью из ЧАВО «Чему равно разрешение телескопа?»

Что такое проницание телескопа?

Проницание это еще одно сущностное свойство телескопа — возможность видеть более тусклые звезды (и прочие объекты), чем невооруженным глазом. Визуальный предел проницания — звездная величина (блеск) самых тусклых звезд, которые могут быть видны наблюдателем в окуляр телескопа — определяется в первую очередь апертурой телескопа D и увеличением установленного на нем окуляра Г:
M_lim = M_o + 2.5lg(D) + 2.5lg(Г)
где M_o примерно равна 2.5..3.5 в зависимости от прочих минорных факторов:

• потерь света в оптическом тракте телескопа
• паразитной засветки поля зрения
• светового загрязнения — засветки неба в месте наблюдения
• опыта наблюдателя
• величины остаточных аберраций телескопа

Так предел проницания 10″ телескопа составляет 14-15 звездных величин.
Фотографический предел проницания зависит от еще большего числа факторов, дополнительно включающих соотношения размера пиксела фотоприемника и аберрационного пятна объектива, величины турбулентного пятна, «шумности» фотоприемника, точности гидирования и т.д.
см. также статью из ЧАВО «Полезные оптические соотношения»

Что такое поле зрения телескопа?

Это тот светлый круг изображения, который мы видим заглядывая в окуляр оптического прибора. Этот круг выглядит как вырезанный в черном непрозрачном материале. Так и есть — так глаз видит изображение того, что называется полевой диафрагмой окуляра — непрозрачной металлической «заслонки» с отверстием в центре. Эту деталь можно увидеть заглянув в некоторые окуляры со стороны противоположной глазной линзе. Поле зрения измеряют в угловой мере между диаметрально противоположными краями изображения диафрагмы (границами поля зрения) как ее видит глаз в окуляре. Именно это поле зрения приводят как одну из самых важных характеристик астрономического окуляра. Чем больше поле зрения окуляра, тем шире открывающаяся глазу панорама изображения в телескопе, тем больше иллюзия присутствия и выше информационная насыщенность изображения.
Это — выходное поле зрения окуляра телескопа (AFOV), для глаза наблюдателя, но говорят также о (входном) поле зрения телескопа (TFOV). Поле зрения телескопа — то насколько большая часть неба видна в него — измеряется также в угловой мере (градусах или угловых минутах) и связано с полем зрения окуляра простым соотношением: TFOV = AFOV/увеличение. То есть если мы пользуемся окуляром с 66-градусным полем зрения, который дает при установке в телескоп увеличение 100 крат, то телескоп «показывает» кусочек небесной сферы размером всего 66/100 = 0.66 градуса или 0.66*60 = 40 угловых минут (напоминаю, что в одном градусе 60 угловых минут).
Так что, чем больше увеличение, тем меньше поле зрения телескопа (при том же поле зрения окуляров).
Вероятно стоит отметить, что поле зрения телескопа физически ограничено диаметром просвета окулярной трубки фокусера, оно не может быть более 1600/f’ градусов для 1.25″ фокусера и 2600/f’ для 2″ фокусера (f’ — фокусное расстояние объектива в мм). Отсюда следует и еще одно важное свойство телескопа — чем короче фокусное расстояние объектива телескопа, тем больше у него доступное поле зрения при том же диаметре окулярной трубки (фокусера).
см. также статьи из ЧАВО «Поле зрения окуляра», «Полезные оптические соотношения», «Базовые характеристики оптических приборов»

Важна ли светосила для объектива телескопа?

Светосила объектива телескопа или его относительное отверстие (отношение диаметра апертуры к фокусному расстоянию) – важная характеристика для астрографа, телескопа используемого для производства фоторабот. Этот параметр (наряду со временем выдержки) определяет экспозицию при получении одного кадра. Чем светосила больше, тем меньшее время требуется для достижения той же экспозиции – того же уровня полезного сигнала на фотоматериале. Длительность выдержек при фотографировании широких звездных полей и туманностей обеспечивается довольно сложными системами слежения за суточным вращением неба, компенсацией несовершенства механики монтировки и поэтому для астрографа в ряде случаев важно уменьшить время выдержки и максимально увеличить светосилу объектива (без потерь в качестве изображения).
При визуальных наблюдениях в первом приближении светосила объектива телескопа не столь существенна. То насколько ярким глаз увидит изображения в телескоп, определяется не светосилой объектива, а размером выходного зрачка телескопа. Диаметр выходного зрачка равен диаметру апертуры объектива деленному на увеличение. То есть, чем больше увеличение, тем меньше выходной зрачок и тем меньше яркость изображения.
Светосила объектива телескопа косвенно определяет размер поля зрения. Чем светосильнее объектив телескопа – тем большее поле зрения возможно получить в пределах его окулярного тубуса или зафиксированном размере фотоприемника (кадра камеры). Кроме того как у визуального так и у фотографического астрономического телескопа (рефлектора или рефрактора) продольный размер трубы, обычно, тем меньше, чем больше относительное отверстие его объектива.

Относительное отверстие объектива телескопа — нужно побольше, или поменьше?

При фотоработах по широким полям (звездные поля, туманности, галактики и т.п.) относительное отверстие (отношение диаметра входной апертуры к фокусному расстоянию) выбирают побольше, чтобы получить лучшую проработку тусклых объектов (см. выше про важность светосилы). Но при стремлении к наивысшему проницанию по звездам требуется согласовывать относительное отверстие объектива и сумму его остаточных аберраций с размером пиксела фотоприемника. Вполне может статься, что меньшая светосила объектива даст лучшее проницание.
А вот для визуальных инструментов большее относительное отверстие объектива интересно постольку, поскольку позволяет получить большее поле зрения при том же размере фокусера (полевой диафрагмы обзорного окуляра).
При этом надо иметь ввиду, что большая светосила объектива обычно сопровождается большими остаточными аберрациями (как расчетными, так и ошибками производства, разюстирокой). Так что при желании достичь предельного разрешения (например, по планетам) лучше предпочесть телескопы с нефорсированным (небольшим) относительным отверстием объектива. Кроме того, в зеркальных системах большее относительное отверстие влечет за собой большее центральное экранирование, что также не добавляет контраста изображению на предельных увеличениях.

Фокусное расстояние телескопа

Фокусное расстояние объектива телескопа однозначно определяет масштаб изображения в его фокальной плоскости, а косвенно — ограничивает поле зрения телескопа. Чем больше фокусное расстояние, тем меньше поле зрения. Поле зрения телескопа в угловых минутах равно размеру фотоприемника или диаметру полевой диафрагмы окуляра деленного на фокусное расстояние и помноженного на коэффициент 3500: поле’ = 3500*d/f. Скажем, в фокусер 1.25” можно вставить окуляр с максимальным размеров полевой диафрагмы 27 мм получается, что поле зрения телескопа с фокусным расстоянием 1000 мм и фокусеров 1.25” будет ограничено: 3500*27/1000 = 95 угловыми минутами.
Кроме того зная фокусное расстояние объектива телескопа f мы можем посчитать какое получится в нем увеличение с использованием окуляра с фокусным расстоянием f’ок: Г = f/fок.
см. также статью из ЧАВО «Базовые характеристики оптических приборов»

Многослойные покрытия оптических деталей — это полезная опция?

По проходе каждой поверхности линзы телескопа свет частично отражается. Отчего мы можем видеть рефлексы (от окна, солнца и т.п.) на поверхностях линз. Без просветляющих покрытий на каждой преломляющей поверхности отражается 4-5% света. Это не только ослабляет яркость конечного изображения (15 поверхностей ослабят его минимум вдвое!), но и вносит в оптический тракт большое количество «паразитного» света, который рассеиваясь и переотражаясь на оптических и механических деталях, делает изображение менее контрастным. Это проблема и решается нанесением просветляющих покрытий на каждую оптическую поверхность на пути от объекта к глазу наблюдателя — блики на просветленных линзах имеют характерный цвет, обычно синеватых и лиловых тонов. Одно- и двухслойные покрытия (яркий лиловый блик) относительно дешевы в производстве и уменьшают долю отраженного света до 1-1.5%, что приводит к потерям примерно 20% света на 15 оптических поверхностей и соответственно улучшают контраст изображения. Многослойные просветляющие покрытия (три и более слоев) способны уменьшить долю паразитных отражений до 0.3-0.6% на каждой поверхности (всего 10% на 15 поверхностях), но при этом довольно дороги в производстве и при малейших ошибках в технологических процессах заметно повышают светорассеивание оптических поверхностей. Наличие многослойного просветления выдает маркировка FMC на объективах и окулярах и приглушенной яркости зеленоватые/голубоватые блики, которые появляются на линзах от точечных источников света.
Понятно, что наибольший смысл в многослойных покрытиях имеет прежде всего многолинзовая оптика, вроде сложных сверхширокоугольных окуляров и фотообъективов.
см. также статью из ЧАВО «Светопотери в телескопе»

Телескоп с каким стандартом окулярного тубуса лучше — 2″ или 1.25″?

В окулярную трубку фокусера (фокусировщика) телескопа вставляют окуляры и проч. узлы. Двухдюймовый фокусер в любом случае лучше, хотя бы потому, что переходники для посадки 1.25″ окуляров и проч. аксессуаров в 2-дюймовый фокусер есть, а обратных переходников (во всяком случае без потерь в поле зрения) – нет. 2-дюймовый фокусер предоставляет больше свободы в выборе окулярных аксессуаров. Особенно важно иметь больший диаметр окулярной трубки фокусера в астрографе. Но 2″ аксессуары дороже и габаритнее.
см. также статью из ЧАВО «2» или 1.25″?»

В телескоп все видно вверх ногами?!

Точно! Обычно этот факт очень поражает новичков, хотя астрономическим объектам все равно как повернут их изображение – на них никаких надписей нет и после нескольких наблюдений на это перестаешь обращать внимание. Но при переходе к наблюдениям более доступных земных объектов в возникает понятно чувство неловкости из-за их перевернутых изображений. И тут остается или просто утешать себя мыслью, что человеческий глаз тоже проецирует на сетчатку изображение вверх ногами, что не мешает жизни, или искать средства оборачивания изображений.
Простейший вариант – диагональное зеркало или зенит-призма, которые кроме удобного положения головы при наблюдениях вверх (они ломают визирную ось на 90 градусов), легко решают и проблему перевернутых ног на рефракторах и различных кассегренах. К Ньютонам подобный метод не применим. Однако при этом возникает другая – изображение становится зеркальным. Если для левой и правой руки изображения фигурки человека это не особенно страшно – они похожи, то при чтении удаленных вывесок возникают некоторые проблемы из-за зеркального вида букв и необходимости читать справа налево. Хуже, что примерно такие же проблемы возникают и при чтении поисковых карт (рисунок звезд в окуляр и на карте обращены зеркальным образом), ну… если их не печатать в зеркальном отображении.
Есть правда, призмы прямого зрения (с так называемой «крышей»), которые переворачивают изображение «как надо», но их изготовление довольно дорого, а точность прямого угла «крыши» должна быть особенно высокой, чтобы посреди изображения не возникало полосы двоений или исчезновения объектов. Есть и линзовые оборачивающие системы (erecting lens) с конструкцией вроде линз Барлоу, которые оборачивают изображение до прямого. Но они довольно длинные и старина Ньютон превращается с ними в подобие Буратино — этакое полено с длинным носом. На рефракторах и кассегренах линзовые оборачивающие системы не сочетаются с зенит-призмами или диагональными зеркалами.
см. также статью из ЧАВО «Оборачивание изображения в телескопе»

Труба — карбон! Масляная иммерсия!

Среди астро-товаров, как и в мире всех прочих гаджетов, есть особенно дорогие, в том числе с карбоновыми трубами. Первоисточник этого карбона – стремление создать трубу астрографа минимально подверженную уходу фокуса из-за температурного дрейфа в процессе съемки. Масляная иммерсия между линзами апохромата позволяет увеличить размер «склейки» против допустимых при традиционном способе склеивания и получить все преимущества склеенного блока – минимальные возможности для разъюстировки, потерь света и т.п.

Двухскоростной фокусер — это плюс?

Это возможность сочетать быструю перефокусировку с точной высокочувствительной подстройкой фокуса на больших увеличениях, что особенно актуально для светосильных телескопов.

Что ограничивает мобильность телескопа?

Обычная схема астрономических наблюдений с выездом за город – вынос из дома к автомобилю частей телескопа (труба, монтировка, тренога), сумки или чемоданчика с аксессуарами (окуляры, фильтры, карты, фонарь), расфасовка всего этого добра по салону и в багажник, а по прибытии на место наблюдения вдали от городских огней сборка телескопа.
При таком подходе мобильность ограничена только весом и габаритом самой тяжелой и габаритной из частей телескопа, размерами дверных проемов, дверей в лифте, объемом багажного отделения (а то и прицепа) автомобиля, силой и количеством рук наблюдателя и его помощников, трудоемкость сборки/разборки телескопа на части.

Можно ли будет перевозить телескоп на автомобиле?

Да – это наиболее обычный способ доставить телескоп к месту наблюдений для жителей больших городов.

Каковы примерные размеры телескопов?

Выбираем бинокль

Бинокль установленный на фотоштатив с помощью L-адаптера

Апертура

• 
  1) Стандартный бинокль — с диаметром объектива от 30 до 50мм. Эти бинокли идеально подходят для наземных наблюдений. Их достаточно легко держать в руках, они дешевые и могут прекрасно использоваться для общего обзора неба и Луны.
• 
  2) Астрономические бинокли — с диаметром объектива 50 — 80мм, имеют большое поле зрения и являются отличным выбором для любителя астрономии. К сожалению, эти бинокли малопригодны для наземных наблюдений — из-за своих габаритов и массы. Для результативных наблюдений такие бинокли обязательно следует устанавливать на штатив.
• 
  3) Большие астрономические бинокли — с диаметром объектива от 90 мм и выше. Такие бинокли достаточно редкие, стоят очень дорого и, по сути, являются телескопами, так как многие модели имеют сменные окуляры, что позволяет менять их увеличение.

Бинокль со стабилизацией изображения фирмы Canon

Поле зрения бинокля

Обычно бинокль состоит из 6-10 линз, каждая поверхность которых отражает небольшую часть света (до 4%), проходящего через них. Таким образом, из 100% поступающего в объектив света, до глаз наблюдателя доходит от 45% до 60% (в зависимости от количества оптических поверхностей в бинокле). Чтобы уменьшить отражение от линз, на каждую из оптических поверхностей наносят специальное просветляющее покрытие, например фторид магния (MgF или MgF₂). Для бинокля, состоящего из 10 линз, такое покрытие пропускает в среднем 73% света (отражая 27%).

Гораздо лучшие результаты дает применение просветляющего покрытия, состоящего из нескольких различных по химическому составу слоев (многослойное просветление), что позволяет свести отражение к минимуму. К сожалению, производители биноклей (как и любого другого оптического прибора), желая сократить затраты на производство, просветляют не все оптические поверхности, а также уменьшают количество слоев в просветляющем покрытии. Ниже приведена стандартная терминология, описывающее качество просветления оптических приборов.

Что такое поле зрения в астрономии

Обзорная программа Catalina Sky Survey (CSS)

Код MPC: 703

Catalina Sky Survey (CSS) — одна из трех обзорных программ, наряду с обзором Siding Spring Survey (Австралия) и обзором Mt. Lemmon (США), объеденных в общую программу поиска опасных околоземных объектов естественного происхождения. Программа стала результатом выполнения директивы конгресса США от 1998 года, о создании сети выделенных телескопов, главной задачей которых станет поиск и обнаружения 90% от общей популяции всех астероидов сближающихся с Землей (АСЗ), диаметром более 1 километра.

Обсерватория расположена в горах Каталины, севернее Таксона (Аризона, США), на высоте 2510 метров над уровнем моря. Принадлежит и эксплуатируется университетом Аризоны.

Рис. 1. Обсерватория Catalina Sky Survey.

Испытания прототипа обзорного телескопа начались в апреле 1998 года. В качестве прототипа был использован светосильный телескоп системы Шмидта с апертурой 40см и относительным отверстием f/1.5. На телескопе была установлена передовая на тот момент времени ПЗС-камера с разрешением 4096х4096 пикселей.

Рис. 2. Основной телескоп обзора Catalina Sky Survey.

Автоматизированный программный комплекс обработки обзорных кадров, был введен в строй в сентябре 1999 года. Штатная работа обзора началась с ввода в строй более крупного, сверхсветосильного телескопа системы Шмидта с апертурой 68см и относительным отверстием f/1.12. Оснащенный ПЗС-камерой с разрешением 4096х4096 пикселей, этот обзорный телескоп обладает полем зрения свыше 15 квадратных градусов. Тем самым, обзором достигается суточное покрытие небесной сферы до 800 квадратных градусов, с проницанием до 20m. До ввода в эксплуатацию прототипа обзорного телескопа нового поколения Pan-STARRS, обзор CSS являлся вторым из самых результативных обзоров мира.

Обзорные телескопы программы LINEAR
Код MPC: 704

Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR) — программа лаборатории Линкольна, Мичиганского технического университета (MIT), финансируемая ВВС США совместно с НАСА. Изначально программа была предназначена для отработки масштабного поиска астероидов сближающихся с Землей (АСЗ), в частности применения передовых ПЗС-матриц большого размера и программного обеспечения для обработки кадров с последующим детектированием движущихся объектов. Телескоп был замещен на территории ракетного полигона (White Sands Missile Range, WSMR), в пустыне Сокорро, шт. Нью-Мексико.

Этот проект стал первым из крупных программ правительства США по поиску опасных АСЗ и комет. Первые тестовые наблюдения начались в 1996 году и проводились на 1-м телескопе, аналогичному использовавшемуся по программе военной системы GEODSS. Изначально в качестве фотоприемника использовалась камера с разрешением 1024х1024 пикселей, в дальнейшем она была заменена на более совершенную ПЗС камеру с разрешением 1960х2560 пикселей, что позволило увеличить поле зрения системы до 2 квадратных градусов.

Рис. 3. Оптическая система поиска АСЗ — LINEAR.

Штатная работа началась в марте 1998 года, а в следующем, 1999 году, в строй был введен второй обзорный телескоп, аналогичный первому по тактико-техническим характеристикам. В 2002 году, дополнительно к двум поисковым средствам, в эксплуатацию был введен третий телескоп с апертурой 50см, предназначенный для оперативного сопровождения вновь открываемых неизвестных объектов.

В настоящий момент программа LINEAR одна из самых эффективных действующих систем поиска АСЗ. Основным отличительным качеством является большая площадь покрытия небесной сферы за ночь. Это достигается использованием крупного светосильного телескопа и малых экспозиций (6 секунд при проницании до 19.5m). Покрытие за ночь может составлять 1000-1500 квадратных градусов. Исходя из этих параметров, стратегия данного обзора отличается от других программ, работающих вблизи плоскости эклиптики. Обладая подобным покрытием, LINEAR может эффективно решать задачи сканируя около полярные области, а так же области Млечного пути. Большинство комет, а так же ярких АСЗ с высоким наклонением орбит, что усложняет их обнаружение, открыты именно обзором LINEAR. На протяжении более 10 лет, эта обзорная программа является одной из самых продуктивных по общему числу обнаруженных объектов.

Обзорная программа Mt. Lemmon Survey (MLS)
Код MPC: G96

Обзор MLS до недавнего времени обладал самым крупным поисковым инструментом, выделенным для программа поиска опасных АСЗ. Данный обзор стал второй ступенью после обзора Catalina Sky Survey, реализованной по гранту НАСА. Основная идея данного обзора получить обзор с меньшим покрытием, но с радикально лучшим проницанием. 1.5-метровый светосильный телескоп обзора MLS позволяет достичь проницания 22m входе обзорных наблюдений. Тем самым достигается возможность обнаружения меньших по размеру АСЗ, на больших дистанциях.

Рис. 4. Обсерватория Mt. Lemmon в горах Каталины, Аризона.

Обсерватория расположена на горе Леммон, севернее Таксона, Аризона, на высоте 2790 метров над уровнем моря. Основным поисковым инструментом является 150см светосильный рефлектор с относительным отверстием f/2 и мозаикой ПЗС-матриц, установленной в прямом фокусе. В такой конфигурации обеспечивается поле зрения в 1 квадратный градус. Являясь более «глубоким» обзором, с предельным проницанием 21.5 звездной величины, суточное покрытие MLS не велико и не превышает нескольких сотен квадратных градусов.

Рис. 5. Основной 150см инструмент обзора Mt. Lemmon.

Исходя из специфики обзора MLS, до 2012 года он оставался самым продуктивным обзором по числу открытых АСЗ и общему количеству полученных измерений. Работая в основном вблизи плоскости эклиптики он открывает подавляющее большинство малых АСЗ, на слабо или умеренно наклоненных орбитах.

Обзорная программа Siding Spring Survey (SSS)
Код MPC: E12

Единственный в настоящий момент действующий астероидный обзор неба в Южном полушарии. Программа Siding Spring Survey, входящая в общий проект Каталины (Catalina) проводится на австралийской обсерватории Сайдинг Спринг, расположенной в 400 км северо-западнее Сиднея, на высоте 1183 метров над уровнем моря. Управляется совместно Университетом Аризоны и Австралийским Национальным Университетом. Главный заказчик — НАСА.

Рис. 6. Обзорная программа SSS проводится на обсерватории Сайдинг Спринг.

Основным поисковым инструментом является 50-см Уппсальской телескоп Шмидта, производства 1956 года. В рамках обзорной программы, в 2003 году телескоп был оборудован корректором поля и ПЗС-камерой с разрешением 4096х4096 пикселей. Поле зрения телескопа составляет 4.2 квадратных градуса, при приницании 19.5m.

Рис. 7. Полуметровый телескоп Шмидта, южного обзора Siding Spring Survey.

Обзор регулярно входит в десятку обсерваторий по количеству измерений малых тел Солнечной системы. За все время открыто свыше 400 АСЗ и 75 комет. Стоит отметить выигрышное расположение обзора в Южном полушарии — это единственный астероидный обзор регулярно работающий на южном небе, в то время как северное небо поделено между десятком различных обзорных программ. В последнее время интенсивность обзора снизилась ввиду недостаточного финансирования.

Перспективный обзор неба Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System (Pan-STARRS)
Код MPC: F51

Pan-STARRS — cовременный перспективный проект сети из четырех обзорных телескопов с диаметром главного зеркала 1.8 метра. В настоящий момент в строй введен первый телескоп-прототип, установленный на вершине потухшего вулкана Халекала (Гавайи, США), на высоте 3050 метров над уровнем моря. Это одно из лучших мест в мире по качеству астроклимата.

Рис. 8. Башня телескопа PS1 на вершине вулкана Халекала, Гавайи.

Данный обзор является проектом двойного назначения и задаче поиска новых опасных АСЗ отводится не более 5-7 ночей вблизи новолуния. Остальное время прототип работает по закрытым задачам ВВС США. Финансирование и эксплуатация телескопа-прототипа осуществляется международным консорциумом научных учреждений США и Европы. Часть финансирования идет через исследовательские лаборатории, принадлежащие ВВС США.

Еще одной отличительной особенностью проекта является использование самой большой на настоящий момент мозаики ПЗС-матриц. Камера MegaCam содержит более 1.4 миллиарда пикселей, при физическом размере мозаики 40х40см.

Рис. 9. Мозаика ПЗС-матриц MegaCam установленная на PS1.

Камера установлена на светосильном телескопе с диаметром главного зеркала 180см и относительном отверстии f/4. Для достижения сверхширокого угла обзора телескоп оборудован тремя корректорами, что совместно с гигантской ПЗС-мозаикой дает поле зрения в 3 квадратных градуса. Что бесспорно является уникальным для телескопов подобного размера. На телескоп камера была установлена в августе 2007 года.

Рис. 10. Модель телескопа PS1.

Обладая проницанием до 24 звездной величины, телескопы проекта Pan-STARRS могут уверенно обнаруживать 300 метровые объекты на дальности 1 астрономическая еденица. При этом их суточное покрытие лишь немного уступает обзору LINEAR, но при этом разница в глубине проницания этих обзоров составляет четыре звездные величины.

Стратегия этого обзора склоняется к приоритетному наблюдению зон вблизи плоскости эклиптики и вне густонаселенных районов Млечного пути. Хотя в последнее время можно заметить что обзор Pan-STARRS отрабатывает наблюдения в плотных областях, этому способствует и достаточно высокое разрешение оптической системы, что обычно не свойственно для обзорно-поисковых систем.

В течении нескольких лет специалистами Pan-STARRS были апробированы несколько тактических вариантов планирования обзоров, включая разное число обходов всех поисковых зон. В настоящий момент обычно используется 4 прохода, что позволяет резко снизить количество ложных детектирований, но при этом сохранить достаточно большое суточное покрытие.

В 2012 году обзор вышел на первое место по количеству полученных измерений и открываемых АСЗ, потеснив все три обзора входящих в проект Каталина (Catalina Sky Survey). Хотя, как уже замечалось выше, на программу астероидно-кометной опасности (АКО) данный обзор использует лишь часть своего наблюдательного времени. Возможно эта практика изменится после ввода в строй оставшихся обзорных телескопов этого проекта.

Изготовление второго телескопа сети Pan-STARRS начато и по планам, он должен встать в строй в 2013 году, хотя исходя из опыта телескопа-прототипа, эту дату можно воспринимать с большой долей скептицизма. Дата планируемого введения в эксплуатацию третьего и четвертого телескопов пока не объяевлена.

Перспективный обзор Large Synoptic Survey Telescope (LSST)
Код MPC: нет

Принципиально новый по своим характеристикам перспективный обзор неба, одной из основных задач которого будет являться поиск новых малых тел Солнечной системы, в том числе декаметровых АСЗ, а так же транснепутновых объектов (TNO) и объектов рассеяного диска (SDO).

Телескоп будет размещен на горе Сьерро Пачон (2682 метра над уровнем моря), Чили, где в настоящий момент уже располагаются одни из крупнейший оптических телескопов мира. Управление проектом возложено на международной корпорацией LSST.

Рис. 11. Будущее расположение обзора LSST на горе Сьерро Пачон, Чили.

Главный новшеством обзора является его поисковый инструмент — 840-см светосильный телескоп системы Пауля-Бейкера. С создаваемой специально для этого проекта 3.2 гигапиксельной ПЗС-мозаикой, поле зрения телескопа составит рекордные, для телескопов такого размера, 9.6 квадратных градуса.

Рис. 12. Модель телескопа LSST.

Отдельной сложной технической задачей является обработка всего массива (более 30 Тб) получаемых за ночь данных, по предварительным расчетам для этого потребуется применение суперкомпьютера с производительность в 100 террафлопс. Планируется что обзор LSST будет покрывать всю доступную область небесной сферы, с проницанием до 24.5 звездной величины, раз в трое суток.

Ввод телескопа в эксплуатацию намечен на 2018 год.

Обзорная программа Near-Earth Asteroid Tracking (NEAT)
Код MPC: 566, 644

Совместный проект НАСА и ВВС США по поиску АСЗ стартовал в декабре 1995 и завершился в апреле 2007 года. За этот период было открыто 26 630 астероидов и 54 кометы. В качестве основного поискового инструмента изначально использовалась система GEODSS (Ground-based Electro-Optical Deep Space Surveillance) принадлежащие ВВС США. Телескоп расположен на вершине вулкана Халекала, Гавайи, на высоте свыше 3000 метров над уровнем моря.

Рис. 13. GEODSS-NEAT на обсерватории Халекала, остров Мауи, Гавайи.

В рамках проекта NEAT на данный инстумент была сконструирована и установлена крупная ПЗС-камера с разрешением 4096х4096 пикселей. В данной конфигурации поле зрения телескопа составило 1.9 квадратных градусов (1.2°х1.6°).

Рис. 14. Телескоп GEODSS использовавшийся в рамках программы NEAT.

В начале апреля 2001 года к наблюдениям по программе NEAT был подключен второй телескоп. Это был 1.2-метровый телескоп Самуэля Ошина, установленный на Паломарской обсерватории (Сан-Диего, США) еще в 1948 году. На телескопе был заменен корректор поля и установлена самая большая на тот момент мозаика из 112 ПЗС-матриц, что позволило увеличить поле зрения до 16 квадратных градусов (4°х4°).

Особо стоит отметить подход к наследию этого обзора. Все кадры полученные входе поисковой программы были выложены в свободный доступ через сеть Интернет, с удобными инструментами поиска необходимых кадров, как по экваториальным координатам, так и по времени проведения наблюдений. Это привело к тому, что многие открытия были сделаны после завершения работы самого обзора, в том числе и любителями. И работа с этим архивом еще продолжается и приносит новые результаты.

Обзорная программа Lowell Observatory Near-Earth-Object Search (LONEOS)
Код MPC: 699

Данная программа поиска АСЗ и комет была организована на обсерватории Лоувелла (наблюдательная станция Андерсон Меса), Эдвардом Боуэллом. Плановые наблюдения были начаты в 1993 году и завершены в феврале 2008 года. За этот период было открыто свыше 15800 объектов.

В качестве основного инструмента использовался светосильный 60-см телескоп системы Шмидта с относительным отверстием f/1.8. В рамках проведения поисковой программы ыбла создана сверхбольшая, по тем временам, ПЗС-матрица с разрешением 4096х4096 пикселей, что позволило добиться поля зрения в 8.3 квадратных градуса при рабочем проницании системы в 19.3 звездные величины. Суточное покрытие составляло до 1000 квадратных градусов.

Рис. 15. 60-см f/1.8 телескоп проекта LONEOS.

Обсерватория расположена на высоте 2210 метров над уровнем моря, в 20 км юго-восточнее города Флэгстафф, шт. Аризона, США.

Рис. 16. Расположения проекта LONEOS — cтанция Андерсон Меса.

Максимальное число открытий пришлось на начало 2000-х годов, когда проект LONEOS вышел на первое место по числу открываемых АСЗ. Но спустя несколько лет стал сдавать позиции обзорной программе Spacewatch и обзорам Каталины (Catalina).

Обзорная программа Spacewatch
Код MPC: 691, 291

Еще один американский астероидный обзор с самой богатой историей. Работы по нему начались в 1980 году и были инициированы Лунно-планетной лабораторией (LPL) университета Аризоны. В 1982 году для поисковой работы был выделен светосильный 90-см телескоп системы Ньютона с корректором поля и относительным отверстием f/3 (Spacewatch I). Инструмент был размещен на обсерватории Китт-Пик, высокогорной пустыни Сонора, шт. Аризона, США, на высоте 2100 метров над уровнем моря.

Рис. 17. Обсерватория Китт-Пик, место размещения обзорной программы Spacewatch.

В 1983 году на телескоп была установлена одна из первых ПЗС-камер с разрешением 320х512 пикселей. Спустя год на обсерватории была отработана техника съемки

В 1989 году на телескоп была установлена ПЗС-камера с разрешением 2048х2048 пикселей и впервые с помощью ПЗС был обнаружен новый АСЗ — 1989 UP (позднее потерянный после 1995 года).

В 1997 году к программе Spacewatch подключен второй телескоп (Spacewatch II) с диаметром главного зеркала 180-см f/2.7, но с меньшим полем зрения. В основном этот инструмент используется для подтверждения и сопровождения обнаруживаемых АЗС и комет. В 2001 году на этот телескоп установлена современная полноформатная ПЗС-камера (проницание до 22.2 звездной величины).

В 2002 году поисковый инструмент оснащается новой ПЗС-мозаикой, в этой конфигурации поле зрения телескопа составляет 2.9 квадратных градуса с рабочим проницанием до 21 звездной величины.

Рис. 18. 90-см и 180-см телескопы проекта Spacewatch.

В 2006 году запущена автоматизированная система совместного управления обоими телескопами, где 180-см телескоп автоматически наводится на объекты открываемые 90-см инструментом для их подтверждения и сопровождения.

Максимальный пик эффективности этого обзора пришелся, как и у обзорной программы LONEOS, на начало 2000 годов, в данный момент обзорная программа Spacewatch входит в пятерку обсерваторий мира по количеству получаемых измерения.

Японская обзорная программа Bisei Asteroid Tracking Telescope for Rapid Survey (BATTeRS)
Код MPC: 300

Бисэйский обзор неба начал свою работу в 1999 году. Изначально в обсерватории Бисэйского центра космического патруля (Bisei Spaceguard Center, BSGC), расположенного в префектуре Окуяма на юге острова Хонсю, были установлены два небольших телескопа с апертурами 50-см и 25-см. Полуметровый инструмент был оснащен небольшой мозаикой из двух чипов с разрешение 2048х4096 пикселей каждый. Малый телескоп оснастили обычной ПЗС-камерой с разрешением 2048×2048 пикселей.

В декабре 2001 года на обсерватории был смонтирован новый светосильный обзорный телескоп с апертурой 100-см f/3, оснащенный мозаичной ПЗС-камерой состоящей из десяти матриц разрешением 2048×4096 пикселей. В данной конфигурации поле зрения основного инструмента составило 3 квадратных градуса. Этот телескоп стал основным поисковым телескопом Бисэйского центра космического патруля.

Рис. 19. 100-см и 50-см телескопы проекта BATTeRS.

За время работы обзором были открыты несколько сотен астероидов, включая несколько АСЗ и одна комета. Небольшая эффективность обзора связана во многом с плохим астроклиматом места его расположения. Стоит отметить что еще одним направлением работы Бисэйского центра был контроль околоземного пространства в части наблюдения космических аппаратов и космического мусора.

В настоящий момент обзорная программа Бисэйского обзора прекращена в связи с постоянно увеличивающимся световым загрязнением. Сейчас на обсерватории проводятся экскурсии и образовательная работа с детьми. Время от времени проводится сопровождение открываемых другими обзорами АСЗ. Существуют планы по переносу обзорной программы и ее возобновления в новом, перспективном месте с хорошим астроклиматом, уже за пределами территории Японии.

Китайская национальная обзорная программа обсерватории Пурпурной горы
Код MPC: D29

Данный обзор использует 105-см телескоп системы Шмидта, расположенный на наблюдательной станции Хуи (Xuyi Observation Station, XOS), обсерватории Пурпурной горы, академии наук Китая. Обсерватория расположена недалеко от города Нанкин, на высоте 267 метров над уровнем моря.

Рис. 20. Наблюдательная станция Хуи, обсерватории Пурпурной горы.

На телескопе установлена ПЗС-камера с разрешением 4096х4096 пикселей. Поле зрения данной системы составляет 4 квадратных градуса. Поисковые наблюдения проводятся методом сканирования полосы (drift scan). Рабочая экспозиция составляет 40 секунды, при проницании до 18.5 звездной величины. Как и обзор BATTeRS, обзор имеет двойное назначение — помимо поиска АСЗ, на обсерватории занимаются наблюдениями космических аппаратов и мусора.

Рис. 21. Метровый телескоп Шмидта, обзора Пурпурной горы.

Обзор Пурпурной горы ежегодно входит в десятку обзоров мира по количеству астрометрических измерений малых тел Солнечной системы. Но реализовать полный потенциал обзорного инструмента мешает плохой астроклимат данного местоположения.

Обзорная программа Teide Observatory Tenerife Asteroid Survey (TOTAS)
Код MPC: J04

Изначально на оптической наземной станции ESA проводились наблюдения космического мусора, но с 2011 года начались регулярные поисковые наблюдения малых тел Солнечно системы. Под эту задачу тратится 4-5 ночей вблизи новолуния. Телескоп расположен на вулкане Тейде, Канарских островов, на высоте 2400 метров над уровнем моря.

Рис. 22. Оптическая наземная станция ESA.

Как и для поиска фрагментов космического мусора, основным поисковым инструментом является 100-см телескоп системы Ричи-Кретьена с редуктором фокуса. На телескопе установлена ПЗС-камера с задней подсветкой и разрешением 4096х4096 пикселей. В обзорно-поисковой конфигурации поле зрения оптической системы составляет 0.5 квадратного градуса.

Рис. 23. Поисковый инструмент проекта TOTAS — 100см телескоп системы Ричи-Кретьена.

На данный момент обзором открыто несколько АСЗ. В ближайшем будущем на телескопе планируется замена ПЗС-камеры.

Обзорная программа La Sagra Sky Survey (LSSS)
Код MPC: J75

Испанский обзор неба — совместная программа университета Андалусии и обсерватории Мальорки. Обсерватория расположена в горах Сьерра-де-ла-Сагра, провинции Гранада (Испания), на высоте 930 метров над уровнем моря. Первый астероид на обсерватории открыт в августе 2006 года.

Рис. 24. Обсерватория Ла Сагра.

В качестве основных обзорных инструментов используется три светосильных астрографа с апертурой 45-см и относительным отверстием f/2.8. ПЗС-камера установлена в прямом фокусе, тем самым достигается поле зрения порядка 1 квадратного градуса. На обсерватории отлажена автоматизация сопровождения вновь обнаруживаемых объектов, одним из трех телескопов программы.

Рис. 25. 45-см телескоп обзора LSSS.

За время работы, обзором обнаружено свыше 6000 астероидов, включая 54 АСЗ и 5 комет. Получена свыше миллиона измерений малых тел Солнечной системы. В настоящий момент обзор LSSS проводит работу по апробации техники наблюдения фрагментов космического мусора.

Обзорная программа сети International Scientific Optical Network (ISON-NM)
Код MPC: H15

Обзорная программа на удаленной российской обсерватории ISON-NM начала свою работу в июле 2010 года. Основным обзорным инструментом является 45-см светосильный астрограф с относительным отверстием f/2.8. В прямом фокусе телескопа установлена полноформатная ПЗС-камера с разрешением 3056х3056 пикселей. В данной конфигурации поле зрения телескопа составляет 2.7 квадратных градуса. Суточное покрытие обзора составляет до 200 квадратных градусов, при проницании 20.3 звездной величины. Отличительной особенностью этого обзора является полностью удаленное управление, осуществляемое через сеть Интернет.

Рис. 26. 45-см обзорный телескоп обсерватории ISON-NM.

Рис. 27. Телескоп расположен в павильоне со сдвижной крышей.

Телескоп располагается на территории национального парка имени Линкольна, шт. Нью-Мексико, на высоте 2217 метров над уровнем моря. Данное расположением было выбрано из-за хороших астроклиматических условий, а так же минимального светового загрязнения неба над обсерваторией.

Входе обзора открыто свыше 1000 астероидов, включая два АСЗ и две кометы. С момента начала обзорной программы, обсерватория ISON-NM входит в десятку обсерваторий мира по количеству измерений малых тел Солнечной системы.

Инфракрасный обзорный телескоп космического базирования Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE)
Код MPC: C51

Инфракрасный космический телескоп НАСА, запущенный на солнечно-синхронную орбиту 14 декабря 2009 года с целью получения обзора всего неба (99%) в инфракрасном диапазоне. Регулярные наблюдения начались уже 14 января 2010 года.

Основной инструмент обсерватории WISE — это криогенный пятизеркальный афокальный телескоп диаметром 40-см, с относительным отверстием f/3.4 и полем зрения 0.61 квадратного градуса.

Рис. 28. Схема космического инфракрасного телескопа WISE.

Телескоп оснащен четырьмя детекторами, каждый из которых работает в своем диапазоне длин волн: 3,3, 4,7, 12 и 23 мкм. Разрешение ПЗС-матрицы каждого детектора составляет 1024×1024 пикселя.

За время работы обзора обнаружены свыше 33000 астероидов Главного пояса, 129 АСЗ и 17 комет. Обзорная программа NEOWISE полностью оправдала ожидания ученых и внесла неоценимый вклад в науку о Солнечной системе. Большая часть полученных данных все еще обрабатывается и перерабатывается с помощью новых версий программного обеспечения, развитие которого в рамках этой программы продолжается.

Особо стоит отметить выигрыш при использовании поискового инструмента для поиска малых тел Солнечной системы, работающего в ближней инфракрасной области. Данное решение позволило детектировать объекты, недоступные космическому телескопу со схожей апертурой, работающих в видимой части спектра. Минусов этой схемы является необходимость использования криогенной техники, с ограниченным объемом охладителя для охлаждения детекторов до сверхнизких температур.

Перспективный обзорный телескоп космического базирования AsteroidFinder
Код MPC: нет

Будущая космическая обзорная миссия, разрабатываемая Германским Аэрокосмическим Центром (German Aerospace Center, DLR). Основной программой наблюдений станет поиска внутренних АСЗ, орбита которых полностью лежит внутри орбиты Земли. Следствием такого положения является то, что подобные объекты практически не могут быть обнаружены наземными телескопами, так как их элонгация очень мала (подобные объекты заходят и восходят на небесной сфере вместе с Солнцем). В настоящий момент подобных объектов известно чуть более 20. AstroFinder сможет детектировать внутренние АСЗ до элонгации в 30 градусов.

Рис. 29. Схема космического телескопа AsteroidFinder.

На платформу планируется установить 30 или 40 сантиметровый светосильный телескоп. В качестве фотоприемника планируется использовать чувствительную и малошумящую обратноосвещенную ПЗС-камеру с разрешением 2048×2048 пикселей. Данная конфигурация должна обеспечить четырех градусное поле зрения с рабочими проницанием не менее 18.5 звездной величины.

Запуск миссии запланирован на 2014 год.

Перспективный обзорный телескоп космического базирования NEOSSat
Код MPC: нет

Канадский проект микроспутника (массой 50 кг) главной целью которого, как и в случае миссии AsteroidFinder, является поиск внутренних АСЗ. В отличие от немецкого аппарата, здесь будет установлен 15-см телескоп системы Максутова, с небольшим полем зрения. Поиск объектов будет производится до элонгации в 45 градусов. По всем этим параметрам канадская миссия уступает миссии AsteroidFinder. В данном случае большое значение имеет какая из миссий будет запущена первой и более вероятно что ей станет именно обзорная программа NEOSSat.

Рис. 30. Канадский микроспутник NEOSSat.

Параллельно с космическим аппаратом для поиска внутренних АСЗ, разрабатывается и брат-близнец NEOSSat, главной задачей которого станет контроль околоземного пространства в части объектов искусственного происхождения (программа HEOSS).

Старт миссии неоднократно переносился и сейчас он намечен на 2013 год.

Астрометрическая миссия космического базирования Gaia
Код MPC: нет

Миссия ESA, главной целью которой является получение современного сверхточного астрометрического каталога звезд. На космическом аппарате будут установлены два разнонаправленных телескопа (трехзеркальных астигмата), оснащенные самой крупной ПЗС-мозаикой когда либо выводимой в космос. Плоскость обзора телескопов перпендикулярна оси вращения космического аппарата.

Рис. 31. Структурная схема космического аппарата Gaia.

Поиск новых объектов Солнечной системы будет побочной задачей, выполняемой входе постоянного сканирования неба. Важную часть этой работы будет выполнять сеть наземных телескопов (GAIA-FUN), поддерживающих наблюдения космического аппарата. Проницание оптической системы составит 20 звездной величины. Одной из отличительных особенностей миссии является получение сверх высокоточных позиционных и фотометрических измерений.

Старт миссии запланирован на весну 2013 года.